LE SOLEIL

A&T. I*'. — Oompotition du tyttème.

Le système solaire se compose de planètes, de leurs satellites et d'ane myriade de comètes. Les principales comètes deviennent à leur tour centre de mouvement de systèmes secondaires. Les satellites sont plus nombreux Ters les r^ons extrêmes du monde planétaire ; du côté opposé, la Terre seule possède une lune. Le Soleil peut ôtre considéré comme immobile par rapport aux astres qui accomplissent autour de lui leui*s révolutions, mais, en réalité, il exécute lui-même, en vingt-cinq jours et demi, une rotation autour du centre de gravité de l'ensemble du système. Quant au mouvement progressif qui transporte dans l'espace le centre de gravité du système solaire, sa vitesse est telle, que, d'après Bessel, le déplacement relatif du Soleil et de la 61* du Cygne s'élève à 619 000 myriamètres par jour. C'est plus du double de la vitesse avec laquelle la Terre exécute sa ttanshtion autour du Soleil.

Le diamètre du Soleil est représenté par 112 diamètres terrestres ; son ▼dôme est à celui de la Terre comme 1 kOl i2li à 1 ; sa masse comme

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Z5U 946 à 1 ; sa densité copmç 0,252 à 1 ; aa distance moyenne de la Terre est de 152 millions de kilomètres ou de 2U 000 rayons terrestres.

Chaque centimètre carré de la surface solaire émet en une minute 84,888 unités de chaleur, d*où il suif que, si la totalité de U chaleur solaire était employée à fondre une couche de glace appliquée sur le globe du Soleil et renvelot)pant de toutes parts, elle pourrait fondre en une minute une couche de ll'^.SO d'épaisseur, et en un jour une couche de 16 992 mètres ou U lieues un quart. La quantité de chaleur fournie par le Soleil en une minute sur un centimètre carré, aux limites de Fatmosphère, et qu*il fournirait également à la surface de la Terre, si l'air n'absorbait aucun des rayons excédants, est de 1,77633. En tenant compte de cette absorption, on trouve que, si la chaleur solaire était uniformément répartie sur tous les points de la Terre, chaque centimètre carré rece?rait 0,4408. Ainsi, dans le cours d'une année, la quantité totale de chaleur solaire reçue par la Terre est la même que si, dans cette période, il en entrait par chaque centimètre carré de la surface qui limite l'atmosphère 231 675 unités. Une telle quantité 4^ cl^aleur suffirait pour fondre une couche de glace de 39*", 89 d'épaisseur et qui envelopperait la Terre entière. Cette détermination, loin de reposer sur une hypothèse, découle des principes les mieux établis sur la chaleur rayonnante, et des nombres auxquels est parvenu iM. Pouiliet an moyen d'expériences faites avec le pyrhéliomètre direct et le pyrhéliomètre à lentille (1).

Ce physicien évalue, avec une certaine approximation, la chaleur de l'espace à 142 au-dessous de zéro. Par un ciel serein, l'atmosphère absorbe environ les quatre dixièmes de la chaleur solaire et de celle de l'espace, et les neuf dixièmes de la chaleur émise par la terre. La quantité de chaleur envoyée par l'espace, dans le cours d'une année, à la Terre et à l'atmosphère, serait capable de fondre sui* notre globe une couche de glace de 26 mètres d'épaisseur. La chaleur solaire étant exprimée par une couche de glace de 31 mètres, il s'ensuit que la Terre reçoit une quantité de chaleur représentée par une couche de glace de 57 mètres, et dans laquelle la chaleur de l'espace concourt pour les 5/11**. Entre les tropiques, la chaleur solaire se trouvant représentée par 39 mètres de glace, la chaleur de l'espace ne s'élève qu'aux 2/3 de la chaleur totale. Sans l'action du Soleil sur la Terre, la température de la surface du sol serait partout uniforme et de 89 degrés au-dessous de zéro. Or, la température moyenne

(1) Éléments dé phys. expérim. et de lAété&rdbogie. Paris, 1853, t II, p. fi7ft.

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de Téquateur éUntd'euviron27 degrés(l), ils'ensuUqaeh dialeur salaire détermine, dans U région équatbfiàle, une augmentation de température de 116 degrés. Deinêoie, à l'équateor, ia température moyenne de la cotoope atmosphérique serait de — l/i9 degrés sans l'action solaire ; cette températore étant de — 10 degrés, il en résulte que la chaleur solaire augmente la température moyenne de Tatmosphère sons la zone torride de 139 degrés. ^■'•ygatioo de Mm ifMièM. — Par Tobservation du premier satellite de Jupiter, Rœmer a constaté, en 1675, que la lumière parcourt en 1 seconde prés de 80 000 lieues ou 7 957 lieues de k 000 mètres^ et qu'elle Tient du Soleil à la Terre en 8*» V6\ Les étoiles étant toutes à une distance au moins 200 000 fois plus considérable que celle du Soleil à la Terre, il s'ensuit que leur lumière met au moins 20 0000 fois 9^iV ou 1141 jours, ou 3 ans US jours pour arriver jusqu'à nous.

ART. ZX. — lies pUnètes.

1^9 plaiiè(e$, <laps leur inouvement de translatiou autour du Soleil, . décrivent une orbite dont Kepler a démontré la forme elliptique. Le Soleil opcupe un des foyers de l'ellipse ; on appelle périhélie le point où une ))lanète est le plus rapprochée ; aphélie, celui où elle est le plus éloigqée 4li soleil ; le périgée est le point où un corps céleste est le plus près; l'apogée, . celui où il est le plus loin de la Terre. Il y a conjonction inférieure d'une planète, quand elle se trouve entre le Soleil et la Terre; la conjonction sopérieure a lien quand Je Soleil est placé entre la planète e\ nous. Kepler a démontré : l** Que les orbites sont des ellipses dont le Soleil occupe le foyer commqn ; 2° que les espaces marqués par une ligne tirée du Soleil à une planète, dans les divers points de son orbite, sont égaux quand les temps employés à les parcourir sont égaux ; ou bien les espaces parcourus par la droite qui joint le centre du Soleil au centre d'une planète sont proportionuels aux temps employés à les parcourir ; 3^ que les carrés des temps des révolutions des planètes sont entre eux comme les cubes de leurs distances moyennes au Soleil.

Pour donner une idée des volumes et des distances des planètes, sir John Herschel, comparant le Soleil à un globe de 2 pieds de diamètre, trouve que Mercure pourrait être représenté par un grain de moutarde, à une distance de 16/i pieds; Vénus, par un pois, à 286 pieds; la Terre,

(1) Voy. Boudin, Carte physique et météorologique du globle terrestrcj comprenaot la distribution géographique de la température^ des vents, doa pluies, des neiges et des orages, 3* édition. Paris, 1855.

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par un pois on peu plus gros, à &30 pieds ; Mars, par une grosse tôte d'épingle, à une distance de 1000 à 1?00 pieds; Jupiter» par une orange moyenne, à 2 200 pieds ; Uranvs, par une grosse cerise, à 8 200 pieds.

Les planètes connues sont en général éloignées les unes des autres suivant la loi de Bode, dont voici le principe. Si Ton admet la série suivante dont les nombres, à partir du second, vont en doublant : 0, 5, 6, 12, 2^, 48, 96, 192, 38/i, et qu'à cliacun on ajoute 4, on a les nombres A, 7, 10, 16, 28, 52, 100, 196, 388, qui expriment assez exactement, en dixièmes de la distance de la Terre au Soleil, les distances successives des planètes. Ainsi, si Ton suppose la distance de la Terre au Soleil divisée en dix parties égales, la distance de Mercure au Soleil en comptera 4, celle de Vénus 7, et ainsi de suite. D'une manière générale, on peut dire que les intervalles entre les planètes vont en doublant, à mesure qu'on s'éloigne du Soleil.

Les trois tableaux suivants résument les éléments du système solaire :